İçeriğe atla

Donma sınırı (astrofizik)

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Donma çizgisi (astrofizik) sayfasından yönlendirildi)

Donma sınırı, kar çizgisi ya da buz çizgisi, astronomi veya gezegen biliminde, katı parçacık olarak yoğunlaşabilecek su, amonyak, metan, karbondioksit ve karbonmonoksit gibi uçucu bileşenler için sıcaklığın yeterince düşük olduğu, gezegenimsi bünyesine yığılma oluşturmasına imkan sağlayan güneş bulutsusunun merkezinde yer alan önyıldıza göre ölçülen minimum mesafedir. Bu sınırın ötesinde, tipik olarak yalnızca ağır bileşenler daha küçük boyutlu karasal gezegenlere doğru birikebilirken, bu bölgede bolca bulunan diğer gaz bileşenleri oldukça kolay şekilde gaz ve buz devlerinin oluşmasına imkan verecek ölçüde yoğunlaşabilir.

Terimin kendisi toprak bilimlerindeki yer altı sularının donabilir noktaya vardığı maksimum derinlik olarak tanımlanan "donma sınırı (frost line)" nosyonundan alıntıdır.

Her bir kararsız bileşenin kendine özgü bir donma noktası bulunduğundan (örneğin karbon monoksit,[1] azot[2] ve argon[3]), her ne kadar özellikle suyun donma noktası sıklıkla ihmal ediliyor olsa da hangi materyalin donma noktasına atıfta bulunulduğunun her zaman belirtilmesi önem arz etmektedir. Aksi takdirde tespit edilmesi zor olan malzemeler için bir izleyici gaz kullanılabilir (örneğin karbon monoksit için diazenylium).

Konum

[değiştir | kaynağı değiştir]

Farklı uçucu bileşikler ön yıldız bulutsusunda farklı kısmi basınçlarda (dolayısıyla farklı yoğunluklarda) farklı yoğunlaşma sıcaklıklarına sahiptir, bu nedenle ilgili donma çizgileri farklılık gösterecektir. Su buzunun donma çizgisi için gerçek sıcaklık ve mesafe, bunu hesaplamak için kullanılan fiziksel modele ve teorik güneş bulutsusu modeline bağlıdır:

  • 2,7 AU'da 170 K (Hayashi, 1981) [4]
  • 3,2 AU'da 143 K ila 3 AU'da 150 K (Podolak ve Zucker, 2010) [5]
  • 3,1 AU (Martin ve Livio, 2012) [6]
  • μm boyutundaki taneler için ≈150 K ve km boyutundaki cisimler için ≈200 K (D'Angelo ve Podolak, 2015) [7]

Donma çizgisinin konumu zaman içinde değişir, potansiyel olarak güneş kütleli bir yıldız için maksimum 17,4 AU yarıçapına ulaşır ve daha sonra azalmaya başlar.[8]

Mevcut kar sınırı ile formasyon kar sınırı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bulutsunun değişimine bağlı olarak yoğunlaşma/buharlaşma sınırının radyal konumu zaman içinde değişmektedir. Bazen kar çizgisi terimi, su buzunun kararlı olabileceği (doğrudan güneş ışığı altında bile) mevcut mesafeyi temsil etmek için de kullanılır. Bu mevcut kar çizgisi mesafesi, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasındaki kar çizgisi mesafesinden farklıdır ve yaklaşık olarak 5 AU'ya eşittir.[9] Aradaki farkın nedeni, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında güneş bulutsusunun Güneş'e yakın sıcaklıkların daha düşük olduğu opak bir bulut olması ve Güneş'in kendisinin daha az enerjili olmasıdır. Oluşumdan sonra buz, içeri giren toz tarafından gömülerek yüzeyin birkaç metre altında sabit kalmıştır. Eğer 5 AU içindeki buz, örneğin bir krater tarafından açığa çıkarılırsa, kısa zaman aralıklarında süblimleşir. Bununla birlikte, doğrudan güneş ışığı dışında buz, Güneş Sistemi'nin yaşı boyunca sıcaklığın çok düşük kalabileceği (örneğin Ay'da 30-40 K) kalıcı olarak gölgelenmiş kutup kraterlerinde bulunuyorsa, asteroitlerin (ve Ay ve Merkür'ün) yüzeyinde de sabit kalabilir.

Mars ve Jüpiter arasında yer alan asteroit kuşağı gözlemleri Güneş Sitemi'nin oluşumu sırasındaki su karlaşma çizgisinin bu bölgede kaldığını ortaya atmaktadır. Dış asteroitler buzlu C sınıfı nesnelerken iç asteroit kışağındaki asteroitler çoğunlukla sudan yoksundur. Bu durum gezegenimsi oluşum meydana geldiğinde kar çizgisinin Güneş'ten yaklaşık 2,7 AU mesafede yer aldığı anlamına gelmektedir.[6]

Örneğin, yarı büyük ekseni 2,77 AU olan cüce gezegen Ceres, Güneş Sistemi'nin oluşumu sırasında su kar çizgisi için tahmin edilen alt sınırın neredeyse tam üzerinde yer almaktadır. Ceres'in buzlu bir mantoya sahip olduğu ve hatta yüzeyin altında bir su okyanusuna sahip olabileceği tahmin edilmektedir.[10][11]

Gezegen oluşumu

[değiştir | kaynağı değiştir]

Donma çizgisinin ötesindeki bulutsuda daha düşük sıcaklık, çok daha fazla katı taneciğin gezegenimsilere ve nihayetinde gezegenlere birikmesini mümkün kılar. Bu nedenle donma çizgisi karasal gezegenleri Güneş Sistemi'ndeki dev gezegenlerden ayırır.[12] Bununla birlikte, diğer bazı yıldızların etrafında donma çizgisinin içinde de dev gezegenler bulunmuştur (sıcak Jüpiter olarak adlandırılırlar). Bunların donma çizgisinin dışında oluştukları ve daha sonra içeriye doğru göç ederek şu anki konumlarına geldikleri düşünülmektedir.[13][14] Donma çizgisine olan mesafenin dörtte birinden daha az bir mesafede bulunan ancak bir dev gezegen olmayan Dünya, metan, amonyak ve su buharının kaçmasını önlemek için yeterli kütle çekimine sahiptir. Metan ve amonyak, Dünya atmosferinde sadece biyokimyası bir zamanlar bol miktarda metan ve amonyak içeren yaşam formlarından (büyük ölçüde yeşil bitkiler) kaynaklanan oksijen bakımından zengin bir atmosferdeki dengesizliği nedeniyle nadir bulunur, ancak elbette böyle bir atmosferde kimyasal olarak kararlı olan sıvı su ve buz, yine de Dünya yüzeyinin çoğunu oluşturur.

Araştırmacılar Rebecca Martin ve Mario Livio, yakındaki dev gezegenlerin yörüngelerindeki gezegen oluşumunu bozması nedeniyle asteroit kuşaklarının donma çizgisi civarında oluşma eğiliminde olabileceğini öne sürmüşlerdir. Yaklaşık 90 yıldızın etrafında bulunan sıcak tozun ısısını analiz ederek, tozun (ve dolayısıyla olası asteroit kuşaklarının) tipik olarak donma çizgisine yakın bulunduğu sonucuna varmışlardır.[15] Bunun altında yatan mekanizma, 1.000-10.000 yıllık zaman ölçeklerinde kar çizgisinin termal istikrarsızlığı olabilir ve bu da nispeten dar yıldız çevresi halkalarında toz malzemenin periyodik olarak birikmesine neden olur.[16]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Qi, Chunhua; Oberg, Karin I.; Wilner, David J.; d'Alessio, Paola; Bergin, Edwin; Andrews, Sean M.; Blake, Geoffrey A.; Hogerheijde, Michiel R.; van Dishoeck, Ewine F. (2013). "Imaging of the CO Snow Line in a Solar Nebula Analog by Chunhua Qi, Karin I. Oberg, et al". Science. 341 (6146). ss. 630-2. arXiv:1307.7439 $2. Bibcode:2013Sci...341..630Q. doi:10.1126/science.1239560. PMID 23868917. 
  2. ^ Dartois, E.; Engrand, C.; Brunetto, R.; Duprat, J.; Pino, T.; Quirico, E.; Remusat, L.; Bardin, N.; Briani, G.; Mostefaoui, S.; Morinaud, G.; Crane, B.; Szwec, N.; Delauche, L.; Jamme, F.; Sandt, Ch.; Dumas, P. (2013). "UltraCarbonaceous Antarctic micrometeorites, probing the Solar System beyond the nitrogen snow-line by E. Dartois, et al". Icarus. 224 (1). ss. 243-252. Bibcode:2013Icar..224..243D. doi:10.1016/j.icarus.2013.03.002. 
  3. ^ Öberg, K.I.; Wordsworth, R. (2019). "Jupiter's Composition Suggests its Core Assembled Exterior to the N_{2} Snowline". The Astronomical Journal. 158 (5). arXiv:1909.11246 $2. doi:10.3847/1538-3881/ab46a8 Özgürce erişilebilir. 
  4. ^ "Structure of the Solar Nebula, Growth and Decay of Magnetic Fields and Effects of Magnetic and Turbulent Viscosities on the Nebula by Chushiro Hayashi". 19 Şubat 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  5. ^ Podolak, M.; Zucker, S. (2004). "A note on the snow line in protostellar accretion disks by M. PODOLAK and S. ZUCKER, 2010". Meteoritics & Planetary Science. 39 (11): 1859. doi:10.1111/j.1945-5100.2004.tb00081.x. Erişim tarihi: free.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım)
  6. ^ a b Martin, Rebecca G.; Livio, Mario (2012). "On the Evolution of the Snow Line in Protoplanetary Discs by Rebecca G. Martin, Mario Livio (STScI)". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 425 (1): L6. arXiv:1207.4284 $2. doi:10.1111/j.1745-3933.2012.01290.x. 
  7. ^ D'Angelo, G.; Podolak, M. (2015). "Capture and Evolution of Planetesimals in Circumjovian Disks". The Astrophysical Journal. 806 (1): 29pp. arXiv:1504.04364 $2. doi:10.1088/0004-637X/806/2/203. 
  8. ^ Zhang, Yu; Jin, Liping (March 2015). "The Evolution of the Snow Line in a Protoplanetary Disk". The Astrophysical Journal. 802 (1). id. 58. Bibcode:2015ApJ...802...58Z. doi:10.1088/0004-637X/802/1/58. 
  9. ^ Jewitt, D.; Chizmadia, L.; Grimm, R.; Prialnik, D. (2007). "Water in the Small Bodies of the Solar System" (PDF). Reipurth, B.; Jewitt, D.; Keil, K. (Ed.). Protostars and Planets V. University of Arizona Press. ss. 863-878. ISBN 978-0-8165-2654-3. 
  10. ^ McCord, T. B.; Sotin, C. (21 Mayıs 2005). "Ceres: Evolution and current state". Journal of Geophysical Research: Planets. 110 (E5). s. E05009. Bibcode:2005JGRE..110.5009M. doi:10.1029/2004JE002244 Özgürce erişilebilir. 
  11. ^ O'Brien, D. P.; Travis, B. J.; Feldman, W. C.; Sykes, M. V.; Schenk, P. M.; Marchi, S.; Russell, C. T.; Raymond, C. A. (March 2015). "The Potential for Volcanism on Ceres due to Crustal Thickening and Pressurization of a Subsurface Ocean" (PDF). 46th Lunar and Planetary Science Conference. s. 2831. 5 Kasım 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 1 Mart 2015. 
  12. ^ Kaufmann, William J. (1987). Discovering the UniverseÜcretsiz kayıt gerekli. W.H. Freeman and Company. s. 94. ISBN 978-0-7167-1784-3. 
  13. ^ Chambers, John (2007-07-01). "Planet Formation with Type I and Type II Migration". 38. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. Bibcode 2007DDA....38.0604C.
  14. ^ D'Angelo, Gennaro; Durisen, Richard H.; Lissauer, Jack J. (December 2010). "Giant Planet Formation". Seager, Sara (Ed.). Exoplanets. University of Arizona Press. ss. 319-346. arXiv:1006.5486 $2. Bibcode:2010exop.book..319D. ISBN 978-0-8165-2945-2. 
  15. ^ "Asteroid Belts of Just the Right Size are Friendly to Life". NASA. 1 Kasım 2012. 3 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 3 Kasım 2012. 
  16. ^ Owen, James E. (2020). "Snow-lines can be thermally unstable". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 495 (3). ss. 3160-3174. arXiv:2005.03665 $2. doi:10.1093/mnras/staa1309. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Donma_sınırı_(astrofizik)&oldid=33498519" sayfasından alınmıştır